Didascalia: Gli spettri di sette stelle ordinati per tipo spettrale, dal più caldo (tipo O) in alto al più freddo (tipo M in basso). L'asse delle ascisse indica la lunghezza d'onda della luce e l'asse delle ordinate misura il flusso di luce ricevuto a quella lunghezza d'onda. Ogni spettro viene normalizzato (il flusso a ciascuna lunghezza d'onda viene diviso per il flusso massimo in quello spettro) e gli spettri vengono poi sfalsati l'uno dall'altro lungo l'asse y per rendere il grafico più facile da visualizzare. Il colore delle linee tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le stelle più calde hanno un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro, mentre quelle più fredde hanno un flusso maggiore all'estremità rossa. Tuttavia, la quantità totale di flusso emesso da una stella dipende dalle sue dimensioni e dalla sua temperatura. Per questo motivo, una stella calda emetterà più luce rossa di una stella fredda della stessa dimensione, anche se la stella fredda emette quasi tutta la sua luce in rosso, ma questo non è visibile in questo grafico a causa della normalizzazione di cui sopra. Le gocce strette e nette negli spettri sono linee di assorbimento causate da atomi e ioni nell'atmosfera delle stelle. L'intensità di una linea spettrale dipende dalla temperatura dell'atmosfera di una stella. Prendiamo ad esempio la linea dell'idrogeno a 656,5 nm. Tutte le stelle in questo grafico sono costituite principalmente da idrogeno, ma la linea dell'idrogeno a 656,5 nm è sottile per le stelle più calde e più fredde, mentre è più marcata per i tipi spettrali A e F. Questo perché l'idrogeno assorbe più luce a 656,5 nm alle temperature delle atmosfere delle stelle A e F rispetto alle stelle più calde o più fredde. La stella più fredda, quella di tipo M, presenta ampie bande di assorbimento nel suo spettro. Ciò è dovuto al fatto che questa stella è abbastanza fredda da avere composti come l'ossido di titanio nella sua atmosfera. Questi composti, spesso chiamati molecole in astronomia, producono righe di assorbimento spettrale più ampie rispetto agli atomi o agli ioni.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon

Didascalia: Gli spettri di sette stelle ordinati per tipo spettrale, dal più caldo (tipo O) in alto al più freddo (tipo M in basso). L'asse delle ascisse mostra la lunghezza d'onda della luce, mentre la luminosità o l'oscurità a ciascuna lunghezza d'onda corrisponde al flusso di luce ricevuto dalla stella a quella lunghezza d'onda, con le macchie più scure che hanno un flusso minore e quelle più luminose maggiore. Ogni spettro è normalizzato (il flusso a ogni lunghezza d'onda è diviso per il flusso massimo per quello spettro) in modo che il flusso massimo appaia con la stessa luminosità per tutti gli spettri. Il colore tracciato tra 400 e 700 nm corrisponde approssimativamente al colore con cui l'occhio umano vede la luce di quella lunghezza d'onda. Al di sotto dei 400 nm e al di sopra dei 700 nm, dove l'occhio umano può vedere poca o nessuna luce, le linee sono colorate rispettivamente di blu e di rosso. Le stelle più calde hanno un flusso maggiore all'estremità blu dello spettro, mentre quelle più fredde hanno un flusso maggiore all'estremità rossa. Tuttavia, la quantità totale di flusso emesso da una stella dipende dalle sue dimensioni e dalla sua temperatura. Per questo motivo, una stella calda emetterà più luce rossa di una stella fredda della stessa dimensione, anche se la stella fredda emette quasi tutta la sua luce in rosso, ma questo non è visibile in questo grafico a causa della normalizzazione di cui sopra. Le macchie scure e strette negli spettri sono linee di assorbimento causate da atomi e ioni nell'atmosfera delle stelle. L'intensità di una linea spettrale dipende dalla temperatura dell'atmosfera di una stella. Prendiamo ad esempio la linea dell'idrogeno a 656,5 nm. Tutte le stelle in questo grafico sono costituite principalmente da idrogeno, ma la linea dell'idrogeno a 656,5 nm è debole per le stelle più calde e più fredde, mentre è più forte per i tipi spettrali A e F. Questo perché l'idrogeno assorbe più luce a 656,5 nm alle temperature delle atmosfere delle stelle A e F rispetto alle stelle più calde o più fredde. La stella più fredda, quella di tipo M, presenta ampie bande di assorbimento nel suo spettro. Ciò è dovuto al fatto che questa stella è abbastanza fredda da avere composti come l'ossido di titanio nella sua atmosfera. Questi composti, spesso definiti molecole in astronomia, producono righe di assorbimento spettrale più ampie rispetto agli atomi o agli ioni.
Crediti: IAU OAE/SDSS/Niall Deacon